分光偏光計高コントラスト系外惑星観測

画像版権：ESO
中心星から１から１００AU範囲内のガス惑星を直接撮影するための機器について翻訳しときます。VLT ナスミス焦点に設置されたら、系外惑星の画像を量産すると予想されるので、その時に「なんじゃ、これは」と思わないように備えときます。以下、機械翻訳。
分光偏光計高いコントラスト系外惑星調査 - SPHERE

ベースライン仕様

必要条件　　　　　　　　　　　　IRDIS　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　IFS　　　　　　　　　　　　ZIMPOL

視覚のスループット　　　　　　４０％（４５％ゴール）それぞれの光線のために　　６０％（７０％ゴール）　 　　２５％（４０％ゴール）

周波数範囲　　　　　　　　　　0.95-2.320µm　　　　　　　　　　　　　　　　　　0.95-1.7µm　　　　　　　　　0.6 - 0.9µm(ゴール: 0.5 - 0.9µm)

スペクトルの解像度　　　　　　DBI: R ~ 20-30　　　　　　　　　　　　　　　　　R　～30　　　　　　　　　　　－
　　　　　　　　　　　　　　　LS: R ~ 50 (Y-K), 500 (0.95-1.8µm)　　　　　　　

視界　　　　　　　　　　　　　>11秒角 直径　　　　　　　　　　　　　　　　　　　>1.35秒角 正方形 (ゴール 3秒角 正方形)　 >3秒角 正方形

空間のサンプリング　　　　　　12.25秒角(l/2Dにおいて0.95µm)　　　　　　　　　12.25秒角(l/2Dにおいて0.95µm)　　　　　　　<7.8秒角(l/2Dにおいて0.6µm)

コントラスト（５s）　　　　　 0.1秒角において <5e-5 (ゴール1e-5)　　　　　　0.5秒角において<5e-6 (ゴール5e-7)　　　　　1秒角において <1e-8 in 4hr (ゴール3e-9 in 15 hr) 30% 偏光した惑星のために
　　　　　　　　　　　　　　　0.5秒角において＜ 5e-6(ゴール 5e-7）

注意深い様式　　　　　　　　　画像形成　　　　　　　　　　　　　　　　　　　IFS　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　目に見える画像形成
　　　　　　　　　　　　　　　二重の帯域の画像形成（DBI）　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　差動偏光な画像形成
　　　　　　　　　　　　　　　二重の偏光の画像形成（dpi）
　　　　　　　　　　　　　　　長いさけ目の分光法(LS）

科学的な目的
VLT のための 分光偏光計高いコントラスト系外惑星調査（SPHERE）手段の主要な目的は発見と、それらの 星周辺 環境の直接の画像形成による近くの星を旋回している新しい系外巨大惑星の研究です。 挑戦はホスト星と１２.５等級（あるいは１０＾５の光束比率）より大きい惑星の間に、非常に小さい角分離において、典型的に見ているハローの中に非常に大きいコントラストに本質があります。 従ってこのような機器のデザイン全体は、中央の星（Mouillet およびその他、２００１）から限定された視界を着ていてそして短い距離においての最も高いコントラストに達することに、最適化されます。 （主として光学差動装置の偏光分析法 によって）それぞれそれらの反射した光を通してそして（IR 差動ギア画像形成と不可欠なフィールド分光法を使って）本質的な惑星放射を通って、進化した、そして若い惑星系両方が発見されるでしょう。 SPHERE の近赤外線の部門の両方のコンポーネントが、視界、コントラストとスペクトルのドメインに関して、可能性がある補足的な発見資格と性格付けを提供するでしょう。
領域が特に、重要な分離体制１から１００ AUs で、それらの進展の種々の段階において木星よりいっそう大きい惑星の直接の 検出s を申し出ることによって、大いにすでに非常にアクティブな系外惑星研究のフィールドに貢献するでしょう。 移住メカニズムはその時もっと良く理解されるでしょう。 ラジアル速度と光度測定の通過のような他の発見方法を持っている、目標、発見偏りと慎重な惑星のパラメータといっそう特にハープ、 COROT 、 VLTI / PRIMA 、 JWST とケプラーのような他のプロジェクトからの結果を持っている組み合わせ、に関する直接の画像形成の相補性は有望な道を提供するでしょう。 大きい遠い惑星が多数であり得たという現在の表示はしっかりと、もし適切な発見限度を持っている観察された目標の数が３００から４００のオーダーについて、すなわち、統計学的に受容できるなら、領域によって確認されるか、あるいは否定されるでしょう。
これは目標の次のクラスに集中している数百夜の延長された観察の調査で特に完全に大きい労力を正当化するでしょう：それらがより明るい傑出した下位の付き添いを持っているでしょうから、近くの若い星団が低質量の惑星を発見する最も良いチャンスを提供するでしょう、そしてそのために恒星毎の最多数の惑星を観察しました。
周知の惑星を持った恒星、特にそれらの視線方向速度で長期の残差を示すどれでも、いっそう遠い惑星の可能な存在を示して、曲がります。
星の最も近くに：これらの目標を測ることは最も小さい軌道を探査して、そしてそれで唯一の直接反射した光によって惑星を発見する機会を遺贈するでしょう。
恒星が１億年 から１０億年まで年を取らせました：惑星が太陽系惑星と比較してまだ過度に発光性でしょう、それで質量の限界は古いシステムのためにより低いでしょう。
このような主要な目的で、多くの他の研究フィールドが大きいコントラストから領域のパフォーマンスに役立つであろうことは明白です： 原始惑星系円盤、褐色わい星、進化した大質量星、そしてかろうじて、太陽系と 銀河系外科学。 これらのドメインはうまく機器の科学的な衝撃を豊かにするでしょう。 しかしながら、それらの有用な必要は高いコントラストの必要条件との対立にあるべきではありません。
道具記述
道具デザイン

図１。 XAO システムと３つの科学道具 IRDIS 、 IFS と ZIMPOL で普通のパスを示している VLT ナスミスプラットホームの上の SPHERE インプリメンテーションのコンセプト。
領域は VLT のナズミスフォーカスに位置するでしょう。 上記の数字で同じぐらい見せられた楽器は４つの主要なサブシステムで構成されています： パワフル AO システムと３つの科学機器 IRDIS 、 IFS とそれぞれ 最新式な瞳によって入れられた ZIMPOL を含めて普通の道はリヨ、リヨ、あるいは 位相マスク コロナグラフを 円滑化しました。 これらのサブシステムの概念的なデザインは系外惑星 観測 （SAXO）のために先端の補償光学、 SPHERE 補償光学のデザイン、を持っている要約された今後 ＞ コモンパスです、グローバルな交換が光学式デザイン、技術的な局面、コストと危険問題、を結合したことに起因することは 作動装置間のストローク ＞ ±１μｍと最大ストローク ＞ ±３.５μｍと±０.５秒角の解像度を持っている２軸の先端傾きミラー（TTM）で直径１８０ミリの 41x41 作動装置 DM の使用に導きます。 波面センサーは０.４５とエイリアシングのために可変的な大きさ（λ / ｄから３つのλ / ｄまで０.７のμでｄが推定のミクロレンズの直径である m）の焦点面フィルターで装備された m がコントロールする０.９５のμの間に、スペクトル範囲で、 40x40 小型レンズ バラック - ハートマンセンサーです。 1.2kHz の時間的なサンプリング周波数が読み出し騒音 ＜ １つの電子を持っている CCD 探知器（EEV からの CCD220）と１.４の超過のフォトン騒音要因を増やしている 240x240 ピクセル電子を使って達成されます。 グローバルな AO ループ遅延は１ミリセカンドの下に維持されます。 SAXO は０.８５インチの視線を見ることの下でＨバンドにおけるほぼ９０％の ストレールレシオを持っている修正されたイメージを届けるでしょう。
イメージと瞳安定性は高いコントラストの計器の中で不可欠です。 従って熱機械効果に帰せられる差動イメージ動きと精度が高い ADC メカニズムが WFS 腕に コロナグラフのフォーカスの近くに位置を定められて、そして差別的な先端傾きミラーによって修正された補助の NIR 先端傾きセンサーを使っているリアルタイムで計測されます。 同じく、退けられた瞳が瞳のエッジに沿って WFS サブ瞳強度の分析によって測られて、そして機器の入口において望遠鏡の焦点の平面に近い瞳先端傾き鏡によって修正されます。 普通でないパス逸脱はフェーズ多様性アルゴリズムを使う慎重なオフラインであって、そしてリファレンス斜面調整によってオンラインに補償しました。

赤外線の二重 - 光線イメージャーとスペクトルグラフ
赤外線の二重 - 光線画像処理と分光法（IRDIS）下位システムは領域の主な科学モジュールを構成します。 IRDIS の主な仕様は９５０ナノメートルにおいてナイキストサンプリングと一貫したピクセル毎に１２.２５秒角の９５０から２３２０ナノメートルとイメージスケールまでのスペクトル範囲を含みます。 直径１１秒角より大きい FOV が、 2kx2k 探知器の２つの「象限」を使うとき、システム最適化のためにわずかなマージンを去って、共にダイレクトの、そして二重の画像処理のために必要とされます。 IRDIS のモードが持っている２つの隣接するスペクトルチャネルでイメージを提供している二重のバンド構図（DBI）であるメインは（＜ 10nm rms）差動な逸脱を最小にしました。 １０人の異なったフィルター夫妻が設計された系外惑星スペクトルの中で異なったスペクトル特徴に対応して定義されます。 直接の画像形成様式で、１２の広範囲の、中間の、そして狭い地帯のフィルターが定義されます。 直接の、そして二重の構図のほかに、５０と５００の権力を解決することにおいての長いさけ目の分光法（LS）が、二重の 偏光計 画像形成モード（dpi）と同様、供給されます。 システム診断のための瞳画像形成様式が同じく実行されます。
二重の画像形成分離が、並列に２つの光線を産み出して、鏡と合わせられたビーム分離器を使ってされます。 それぞれのビームがそれ自身のカメラダブレットとバンドを制限するフィルターを持っています。 主な挑戦は必要とされる 10nm 差動的な逸脱要求項目を達成することです、しかし高品質のクラシックの磨いている技術に基づいたエラー予算が必要条件を満たすことが判明します。 この選択は有用な FOV を制限するであろう、そして高い同種性で高品質の資料の使用を許す、それがスペクトルのかすむことを問題でうち負かすから、例えば NACO ＳＤＩカメラで使われた代わりのウォラストンベースのオプションにより好まれました。
赤外線の不可欠なフィールドスペクトルグラフ
惑星画像形成のための不可欠なフィールドスペクトルグラフ（IFS）が概念的に挑戦的である間に、それは惑星を捜索している機器のために広く潜在的に極めて有用な科学モジュールとして認知されます。 これの理由は二重です：第一に IFS は事実上ゼロの差別的な逸脱を持っている体格であり得ます、そして第二に多数のスペクトルチャネルは斑点のもっと良い訂正のために 色度 と惑星のスペクトルの中で仮定の仮定された機能の存在をあてにしないデータ分析戦略さえ許します。
我々が追求している領域のために高いコントラストの回折のケースのために修正された古典のTIGER構想と関係があるミクロレンズベースの IFS 概念が観察を制限しました。 ０.５秒角においての必要とされる５σの 検出能は非掩蔽 PSF のピークに関して 1e-8 のゴールを持っている 1e-7 です、そして IFS のスペクトル範囲は、一つの検出チャネルの使用と IRDIS （Ｈバンドの中で）と IFS （Ｊバンドの中で）のパラレルオペレーションを許して、ＹＨバンド（0.95-1.7 μｍ）に制限されます。 ３０のピクセル毎のＡを解像している力が、１.３５秒角の最小 FOV が正方形であって、そして３秒角の強いゴールが正方形という状態で、維持されます。 ０.９５のμｍにおいてのナイキストによって制限された空間のサンプリングが IRDIS については課されます。 IFS と探知器と関連機器に関する IRDIS の間の最適化された 共通点 が重要なシステムゴールとして見られます。 従って同じ 2kx2k 探知器フォーマットは採用されます、そして離れて IRDIS のために定義された長波長カットが IFS のために同じく受容できるであろうことは大いにありそうです。
光学差動イメージャー
チューリッヒ画像形成 偏光計 （ZIMPOL）サブシステムは、少なくとも６００から９００ナノメートルからカバーして、視覚の範囲で働く高い精度の画像形成 偏光計です。 機器の原則は修正された CCD 配列を使っている分極化シグナルの 強誘電体の 位相差 と復調を使った速い調整に基づいています。 このテクニックの重要な利点は２つの垂直な偏光（調整は相違を見るより速くです）の同時の発見と同じピクセルに両方のイメージを記録することです。 このアプローチのおかげで、精度が高い 偏光計が 1e-5 について、あるいはもっと良くさえ達成されるべきです。 CCD は正方形の３秒角ｘ３秒角のナイキストによって試されたフィールドを覆うでしょう、そして FOV が、４秒角の半径を持っているフィールドが覆われ得るように、明るい星の周りに感動し得ることは予知されます。 偏光計の画像形成のほかに、 ZIMPOL は広範囲の、そして狭いバンドフィルターのセットを使った視覚の範囲で高解像度画像形成に可能性を提供します。 この能力は西暦２０１０年の HST 後の時代にユニークでしょう。